поверхность сильных локальных (т. е. местных)
магнитных полей, намного более сильных, чем
регулярное магнитное поле Солнца. Типичная
для активной области схема магнитного поля
представлена на рисунке.
Солнце, как и другие небесные тела,
вращается вокруг своей оси. Это даёт
возможность определить на нем полюсы и экватор и построить систему
гелиографических координат (Гелиос — Солнце), полностью аналогичных
географическим.
Часто по обе стороны экватора в полосе
гелиографических широт
10—30° появляются солнечные пятна и факелы — светлые
пятнышки, хорошо видные у пятен и у края диска. В телескоп
хорошо различаются тёмный овал пятна и окружающая его
полутень. Обычно пятна появляются группами. Характерный
размер тёмного пятна около 20 000 км. Пятно на фоне фото-
сферы кажется совершенно черным, однако, поскольку в пятне
температура равна 4500 K, его излучение слабее излучения
фотосферы всего в 3 раза.
В пятне наблюдаются сильные магнитные поля (до 4,5 Тл). Именно
наличие магнитного поля и определяет понижение температуры, поскольку
оно препятствует конвекции и уменьшает тем самым поток энергии из
глубинных слоёв Солнца. Пятно появляется в виде чуть расширенного
промежутка между гранулами — в виде поры. Примерно через сутки пора
развивается в круглое пятно, а через 3—4 дня появляется полутень.
Со временем площадь пятна или группы пятен растёт и через 10—12
дней достигает максимума. После этого пятна группы начинают исчезать, и
через полтора-два месяца группа исчезает вообще. Часто группа не успевает
пройти все стадии и исчезает в гораздо более короткие сроки.
Активные образования на Солнце пятна, факелы, флоккулы, вспышки
подчиняются определенной цикличности. Основной цикл солнечной
активности составляет примерно 11 лет по мощности и широтам
возникновения активных образований. В начале цикла активные образования
возникают на высоких широтах (около 30) в обеих полусферах Солнца.
Количество пятен и групп, существующих на Солнце одновременно, в это
время мало. Постепенно их становится все больше и они появляются на все
более низких широтах. Через 4-5 лет наступает максимум активности, после
чего идет спад числа пятен к минимуму в конце цикла.
Наиболее общепринятым индексом, характеризующим пятенную
активность Солнца, является число Вольфа (W).
Ее регулярные определения ведутся более 100 лет (с 1849 г.), а
восстановленные значения есть с 1700 г. Что же это такое? Если мы
обозначим через, f - число пятен и пор, наблюдаемых на диске Солнца в
какой-то день, а через g-число групп пятен, в которые эти пятна
группируются, то W= K(10g + f) и будет число Вольфа. К - коэффициент,
близкий к 1 (чаще К<1). Для каждого телескопа он свой и вводится для